太陽系外惑星大気からのヒドロキシルラジカル放出の最初の検出：スバル/ IRDを使用したWASP-33bの高分散特性評価
太陽系外の惑星大気、この場合はWASP-33bの昼側でのヒドロキシルラジカル（OH）放出サインの最初の検出を報告します。8.2mすばる望遠鏡の赤外線ドップラー分光器を使用して撮影したWASP-33bの高解像度近赤外線発光スペクトルを分析します。地電流線と恒星線は、トレンド除去アルゴリズムSysRemを使用して削除されます。次に、残差は、いくつかの異なるラインリストを使用して生成されたOHおよびH O惑星スペクトルテンプレートと相互相関されます。GJ 436のスペクトルと相互相関させることにより、OHラインリストの精度をチェックおよび確認します。その結果、230.9でOHの発光シグネチャを検出します。 km sおよび2Kp+ 6.9− 7.4− 1vs y sの 0.3キロS 5.4と5.5の意義のS / Nを有する。さらに、POKAZATELラインリストを使用して、S / Nが4.0で有意性が5.2のHバンドで O放出をわずかに検出します。ただし、HITEMP 2010を使用しても重要な信号は検出されません。これは、ラインの位置と強度の違い、およびラインリストの不完全性が原因である可能性があります。それにもかかわらず、この限界検出は、Hという予測と一致しています−+ 5.3− 5.6− 1σ2σ2Oは、ほとんどが超高温木星の上層大気で熱的に解離します。したがって、OHは、COとともに、超高温木星の日中の大気中で最も豊富なO含有分子の1つであると予想され、それらの大気を研究する際に考慮する必要があります。
キーワード：太陽系外惑星の大気（487）; 太陽系外惑星の大気組成（2021）; 高解像度分光法（2096）
図1.26次の地電流および恒星線除去の段階的な例。（a。）減少したスペクトル正規化および不良ピクセルマスキングの前。
（b。）不良ピクセルとピクセルをマスキングした後の正規化された縮小スペクトル0.1未満の値で。
（c。）後の減少したスペクトル各波長ビンをそれらの平均値で除算します。
（d。）SysRemを3回繰り返した後の残差スペクトル。
（e。）の各波長ビンの標準偏差（σ）残差スペクトル。
図2.左のパネル：異なるラインリストを使用したOHとH2Oの正規化された惑星スペクトルモデル。 のスケール
y軸はすべてのパネルで同じであるため、輝線の強度を視覚的に比較できます。 右パネル：モデリングで採用されたWASP-33bの温度圧力プロファイル（赤い線）。
化学平衡の存在量（体積）FastChemを使用して計算された混合比（VMR）は、OHの場合は濃い緑色の破線で示され、H2O用は濃いオレンジ色の点線で示されます。
図3.OH HITEMP 2020の3回のSysRem反復後（aの上部パネル）と2回後の相互相関の結果
H2O POKAZATELのSysRem反復（aの下のパネル）。 左のパネル：地電流レストフレームでの相互相関マップ。
惑星信号は明るい斜めのストライプとして表示され、白い矢印で示されます。 中央のパネル：
惑星のレストフレーム。 右パネル：±3 kms-1の平均CCF
惑星の中心からの信号は黒い点で示されています。
オレンジ色の線は、2回の露光によるビン化されたCCFを示しています。 黒い破線はゼロ値を示します。 Kp −vsysマップ
OH HITEMP 2020（b）およびH2O POKAZATEL（c）の場合。 白い破線は、マップ上の最大信号を示しています。
上のパネルは、OH HITEMP2020およびH2OPOKAZATELの場合、230.9 kms-1および227.5km s-1のKpでのCCFを示しています。
それぞれ。 カラーバーは、Kp −vsysマップのS / Nを示します。
図4.Kpの周縁化された尤度分布およびvsys、およびでのαの条件付き尤度分布
OH HITEMP2020に最適なKpとvsys。赤い破線は、対応する分布の中央値を示しています。
灰色の網掛け部分は、中央値から±1σの限界を示しています。
図5.HITEMP 2020（赤い破線）とを使用したGJ436スペクトルとOH惑星スペクトルモデル間のCCF
各スペクトル次数のMoLLIST（青い線）（各パネルは、各スペクトル次数の波長中央値でラベル付けされています）。ザ・
HITEMP 2020のCCFはMoLLISTのCCFと重複しており、同様の精度を持っていることを示しています。
図6.図3と同様ですが、HITEMP2010およびBT2用です。 白い破線は227.5kms-1のKpに固定されています
そして
-4.3 kms-1のvsys。 上のパネルは、同じKpでのCCFを示しています。
太陽系外の惑星大気、この場合はWASP-33bの昼側でのヒドロキシルラジカル（OH）放出サインの最初の検出を報告します。8.2mすばる望遠鏡の赤外線ドップラー分光器を使用して撮影したWASP-33bの高解像度近赤外線発光スペクトルを分析します。地電流線と恒星線は、トレンド除去アルゴリズムSysRemを使用して削除されます。次に、残差は、いくつかの異なるラインリストを使用して生成されたOHおよびH O惑星スペクトルテンプレートと相互相関されます。GJ 436のスペクトルと相互相関させることにより、OHラインリストの精度をチェックおよび確認します。その結果、230.9でOHの発光シグネチャを検出します。 km sおよび2Kp+ 6.9− 7.4− 1vs y sの 0.3キロS 5.4と5.5の意義のS / Nを有する。さらに、POKAZATELラインリストを使用して、S / Nが4.0で有意性が5.2のHバンドで O放出をわずかに検出します。ただし、HITEMP 2010を使用しても重要な信号は検出されません。これは、ラインの位置と強度の違い、およびラインリストの不完全性が原因である可能性があります。それにもかかわらず、この限界検出は、Hという予測と一致しています−+ 5.3− 5.6− 1σ2σ2Oは、ほとんどが超高温木星の上層大気で熱的に解離します。したがって、OHは、COとともに、超高温木星の日中の大気中で最も豊富なO含有分子の1つであると予想され、それらの大気を研究する際に考慮する必要があります。
キーワード：太陽系外惑星の大気（487）; 太陽系外惑星の大気組成（2021）; 高解像度分光法（2096）
図1.26次の地電流および恒星線除去の段階的な例。（a。）減少したスペクトル正規化および不良ピクセルマスキングの前。
（b。）不良ピクセルとピクセルをマスキングした後の正規化された縮小スペクトル0.1未満の値で。
（c。）後の減少したスペクトル各波長ビンをそれらの平均値で除算します。
（d。）SysRemを3回繰り返した後の残差スペクトル。
（e。）の各波長ビンの標準偏差（σ）残差スペクトル。
図2.左のパネル：異なるラインリストを使用したOHとH2Oの正規化された惑星スペクトルモデル。 のスケール
y軸はすべてのパネルで同じであるため、輝線の強度を視覚的に比較できます。 右パネル：モデリングで採用されたWASP-33bの温度圧力プロファイル（赤い線）。
化学平衡の存在量（体積）FastChemを使用して計算された混合比（VMR）は、OHの場合は濃い緑色の破線で示され、H2O用は濃いオレンジ色の点線で示されます。
図3.OH HITEMP 2020の3回のSysRem反復後（aの上部パネル）と2回後の相互相関の結果
H2O POKAZATELのSysRem反復（aの下のパネル）。 左のパネル：地電流レストフレームでの相互相関マップ。
惑星信号は明るい斜めのストライプとして表示され、白い矢印で示されます。 中央のパネル：
惑星のレストフレーム。 右パネル：±3 kms-1の平均CCF
惑星の中心からの信号は黒い点で示されています。
オレンジ色の線は、2回の露光によるビン化されたCCFを示しています。 黒い破線はゼロ値を示します。 Kp −vsysマップ
OH HITEMP 2020（b）およびH2O POKAZATEL（c）の場合。 白い破線は、マップ上の最大信号を示しています。
上のパネルは、OH HITEMP2020およびH2OPOKAZATELの場合、230.9 kms-1および227.5km s-1のKpでのCCFを示しています。
それぞれ。 カラーバーは、Kp −vsysマップのS / Nを示します。
図4.Kpの周縁化された尤度分布およびvsys、およびでのαの条件付き尤度分布
OH HITEMP2020に最適なKpとvsys。赤い破線は、対応する分布の中央値を示しています。
灰色の網掛け部分は、中央値から±1σの限界を示しています。
図5.HITEMP 2020（赤い破線）とを使用したGJ436スペクトルとOH惑星スペクトルモデル間のCCF
各スペクトル次数のMoLLIST（青い線）（各パネルは、各スペクトル次数の波長中央値でラベル付けされています）。ザ・
HITEMP 2020のCCFはMoLLISTのCCFと重複しており、同様の精度を持っていることを示しています。
図6.図3と同様ですが、HITEMP2010およびBT2用です。 白い破線は227.5kms-1のKpに固定されています
そして
-4.3 kms-1のvsys。 上のパネルは、同じKpでのCCFを示しています。
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